Crédit d'image: ESO
Une nouvelle série de photographies prises par l'Observatoire européen austral montre un regard rare sur les tout premiers stades de la formation d'étoiles lourdes. Cette fois dans la vie d'une étoile est généralement cachée à la vue à cause d'épais nuages de gaz et de poussière, mais dans l'amas d'étoiles NGC 3603, le vent stellaire des étoiles chaudes souffle le matériel d'obscurcissement. À l'intérieur de cette grappe, les astronomes trouvent d'énormes proto-étoiles qui n'ont que 100 000 ans. Il s'agit d'une découverte précieuse car elle aide les astronomes à comprendre comment les premiers stades de la formation d'étoiles lourdes commencent - est-ce par le biais de la gravité qui rassemble le gaz et la poussière, ou quelque chose de plus violent, comme de petites étoiles entrant en collision.
Sur la base d'un vaste effort d'observation avec différents télescopes et instruments, l'astronome ESO Dieter N? Rnberger a obtenu un premier aperçu des toutes premières étapes de la formation d'étoiles lourdes.
Ces phases critiques de l'évolution stellaire sont normalement cachées à la vue, car des protostars massives sont profondément ancrées dans leurs nuages natifs de poussière et de gaz, des barrières impénétrables aux observations, sauf aux plus longues longueurs d'onde. En particulier, aucune observation visuelle ou infrarouge n'a encore «attrapé» d'étoiles lourdes naissantes dans l'acte et on en sait donc peu à ce jour sur les processus associés.
Profitant de l'effet de déchirure des nuages par les vents stellaires forts des étoiles chaudes adjacentes dans un jeune amas stellaire au centre du complexe NGC 3603, plusieurs objets situés près d'un nuage moléculaire géant se sont révélés être de véritables protostars massifs de bonne foi, seulement environ 100 000 ans et toujours en croissance.
Trois de ces objets, désignés IRS 9A-C, pourraient être étudiés plus en détail. Ils sont très lumineux (IRS 9A est environ 100 000 fois intrinsèquement plus lumineux que le Soleil), massifs (plus de 10 fois la masse du Soleil) et chauds (environ 20 000 degrés). Ils sont entourés d'une poussière relativement froide (environ 0 ° C), probablement en partie disposée en disques autour de ces très jeunes objets.
Deux scénarios possibles pour la formation d'étoiles massives sont actuellement proposés, par accrétion de grandes quantités de matériel circumstellaire ou par collision (coalescence) de proto-étoiles de masses intermédiaires. Les nouvelles observations favorisent l'accrétion, c'est-à-dire le même processus qui est actif lors de la formation d'étoiles de plus petites masses.
Comment se forment les étoiles massives?
Cette question est facile à poser, mais jusqu'à présent très difficile à répondre. En fait, les processus qui conduisent à la formation d'étoiles lourdes [1] sont actuellement l'une des zones les plus contestées en astrophysique stellaire.
Bien que de nombreux détails liés à la formation et à l'évolution précoce des étoiles de faible masse comme le Soleil soient maintenant bien compris, le scénario de base qui conduit à la formation des étoiles de masse élevée reste encore un mystère. On ne sait même pas si les mêmes critères d'observation caractérisants utilisés pour identifier et distinguer les stades individuels des jeunes étoiles de faible masse (principalement les couleurs mesurées aux infrarouges proches et moyens) peuvent également être utilisés dans le cas des étoiles massives.
Deux scénarios possibles pour la formation d'étoiles massives sont actuellement à l'étude. Dans la première, ces étoiles se forment par accrétion de grandes quantités de matière circumstellaire; l'infall sur l'étoile naissante varie avec le temps. Une autre possibilité est la formation par collision (coalescence) de protostars de masses intermédiaires, augmentant la masse stellaire en «sauts».
Les deux scénarios imposent de fortes limitations sur la masse finale de la jeune étoile. D'un côté, le processus d'accrétion doit en quelque sorte surmonter la pression de radiation extérieure qui s'accumule, suite à l'inflammation des premiers processus nucléaires (par exemple, la combustion du deutérium / hydrogène) à l'intérieur de l'étoile, une fois que la température a dépassé la valeur critique près de 10 millions de degrés.
D'un autre côté, la croissance par collisions ne peut être efficace que dans un environnement dense d'amas d'étoiles dans lequel une probabilité raisonnablement élevée de rencontres rapprochées et de collisions d'étoiles est garantie.
Laquelle de ces deux possibilités est alors la plus probable?
Des étoiles massives naissent dans l'isolement
Il y a trois bonnes raisons pour lesquelles nous en savons si peu sur les premières phases des étoiles de masse élevée:
Premièrement, les sites de formation de telles étoiles sont en général beaucoup plus éloignés (plusieurs milliers d'années-lumière) que les sites de formation d'étoiles de faible masse. Cela signifie qu'il est beaucoup plus difficile d'observer des détails dans ces zones (manque de résolution angulaire).
Ensuite, à toutes les étapes, même les plus anciennes (les astronomes se réfèrent ici aux «protostars»), les étoiles de masse élevée évoluent beaucoup plus rapidement que les étoiles de faible masse. Il est donc plus difficile de «capturer» des étoiles massives dans les phases critiques de la formation précoce.
Et, ce qui est encore pire, en raison de ce développement rapide, les jeunes protostars de masse élevée sont généralement très profondément ancrés dans leurs nuages nataux et ne sont donc pas détectables aux longueurs d'onde optiques pendant la (courte) phase avant le début des réactions nucléaires dans leur intérieur. Il n'y a tout simplement pas assez de temps pour que le nuage se disperse - lorsque le rideau se lève enfin, permettant une vue de la nouvelle étoile, il a déjà dépassé les premières étapes.
Existe-t-il un moyen de contourner ces problèmes? «Oui», dit Dieter N? Rnberger de l'ESO-Santiago, «il suffit de regarder au bon endroit et de se souvenir de Bob Dylan…!». C'est ce qu'il a fait.
"La réponse, mon ami, souffle par le vent ..."
Imaginez qu'il serait possible d'éliminer la plupart des gaz et poussières obscurcissants autour de ces protostars de grande masse! Même le désir le plus fort des astronomes ne peut pas le faire, mais il y en a heureusement d'autres qui sont meilleurs dans ce domaine!
Certaines étoiles de masse élevée se forment au voisinage d'amas d'étoiles chaudes, c'est-à-dire à côté de leurs frères aînés. Ces étoiles chaudes déjà évoluées sont une riche source de photons énergétiques et produisent de puissants vents stellaires de particules élémentaires (comme le «vent solaire» mais beaucoup plus forts) qui ont un impact sur les gaz interstellaires et les nuages de poussière environnants. Ce processus peut entraîner une évaporation et une dispersion partielles de ces nuages, «levant ainsi le rideau» et nous permettant de regarder directement les jeunes étoiles de cette région, également relativement massives à un stade d'évolution relativement précoce.
La région NGC 3603
De tels locaux sont disponibles dans l'amas stellaire NGC 3603 et la région de formation d'étoiles qui est située à une distance d'environ 22 000 années-lumière dans le bras en spirale Carina de la galaxie de la Voie lactée.
NGC 3603 est l'une des «régions HII» les plus lumineuses et optiquement visibles (c'est-à-dire les régions d'hydrogène ionisé - prononcées «eitch-two») dans notre galaxie. En son centre se trouve un amas massif d'étoiles jeunes, chaudes et massives (de «type OB») - c'est la plus haute densité d'étoiles de masse élevée évoluée (mais encore relativement jeune) connue dans la Voie lactée, cf. ESO PR 16/99.
Ces étoiles chaudes ont un impact significatif sur le gaz et la poussière environnants. Ils fournissent une énorme quantité de photons énergétiques qui ionisent le gaz interstellaire dans cette zone. De plus, des vents stellaires rapides avec des vitesses allant jusqu'à plusieurs centaines de km / sec impactent, compressent et / ou dispersent les nuages denses adjacents, appelés par les astronomes des «masses moléculaires» en raison de leur contenu en molécules complexes, beaucoup de ces «organiques» (avec des atomes de carbone).
IRS 9: une association «cachée» d'étoiles massives naissantes
L'un de ces amas moléculaires, désigné «NGC 3603 MM 2», est situé à environ 8,5 années-lumière au sud de l'amas NGC 3603, cf. PR Photo 16a / 03. Sur le côté face à la grappe de cette touffe se trouvent des objets très obscurs, appelés collectivement «NGC 3603 IRS 9». La présente enquête, très détaillée, a permis de les caractériser comme une association d'objets stellaires extrêmement jeunes et de grande masse.
Ils représentent les seuls exemples actuellement connus d'homologues de masse élevée à protostars de faible masse qui sont détectés aux longueurs d'onde infrarouges. Il a fallu beaucoup d'efforts [2] pour démêler leurs propriétés avec un puissant arsenal d'instruments de pointe travaillant à différentes longueurs d'onde, de l'infrarouge à la région spectrale millimétrique.
Observations multispectrales de l'IRS 9
Pour commencer, l'imagerie dans le proche infrarouge a été réalisée avec l'instrument multimode ISAAC au télescope VLT ANTU de 8,2 m, cf. Photo PR 16b / 03. Cela a permis de distinguer les étoiles qui sont de véritables membres de l'amas et celles qui se trouvent être vues dans cette direction («étoiles de champ»). Il a été possible de mesurer l'étendue de l'amas NGC 3603 qui était d'environ 18 années-lumière, soit 2,5 fois plus grande que ce qui avait été supposé auparavant. Ces observations ont également permis de montrer que les distributions spatiales des étoiles d'amas de masse faible et élevée sont différentes, ces dernières étant plus concentrées vers le centre du noyau d'amas.
Des observations millimétriques ont été faites au moyen du télescope submillimétrique suédois-ESO (SEST) à l'observatoire de La Silla. Une cartographie à grande échelle de la distribution de la molécule CS a montré la structure et les mouvements du gaz dense dans le nuage moléculaire géant, d'où proviennent les jeunes étoiles de NGC 3603. Un total de 13 amas moléculaires ont été détectés et leurs tailles, masses et densités ont été déterminées. Ces observations ont également montré que le rayonnement intense et les vents stellaires forts des étoiles chaudes dans l'amas central ont «creusé une cavité» dans le nuage moléculaire; cette région relativement vide et transparente mesure maintenant environ 8 années-lumière.
L'imagerie infrarouge moyen (aux longueurs d'onde 11,9 et 18 µm) a été réalisée dans certaines régions du NGC 3603 avec l'instrument TIMMI 2 monté sur le télescope ESO de 3,6 m. Il s'agit du premier levé à résolution infrarouge intermédiaire de NGC 3603 en résolution sub-arcsec et sert en particulier à montrer la répartition des poussières chaudes dans la région. L'enquête donne une indication claire des processus de formation d'étoiles intenses et en cours. De nombreux types d'objets différents ont été détectés, notamment des étoiles Wolf-Rayet extrêmement chaudes et des protostars; au total, 36 sources ponctuelles infrarouge moyen et 42 nœuds d'émission diffuse ont été identifiés. Dans la zone étudiée, le protostar IRS 9A s'avère être la source ponctuelle la plus lumineuse aux deux longueurs d'onde; deux autres sources, désignées IRS 9B et IRS 9C dans le voisinage immédiat, sont également très lumineuses sur les images TIMMI 2, ce qui donne une indication supplémentaire qu'il s'agit du site d'une association de protostars à part entière.
La collection d'images de haute qualité de la zone IRS 9 présentée dans la photo PR 16b / 03 est bien adaptée pour étudier la nature et l'état évolutif des objets hautement obscurcis qui s'y trouvent, IRS 9A-C. Ils sont situés sur le côté du noyau de nuage moléculaire massif NGC 3603 MM 2 qui fait face à l'amas central de jeunes étoiles (PR Photo 16a / 03) et n'ont apparemment été "libérés" que récemment de la plupart de leur environnement natif de gaz et de poussières par de fortes vents stellaires et rayonnement énergétique des étoiles d'amas de masse élevée à proximité.
Les données combinées mènent à une conclusion claire: l'IRS 9A-C représente les membres les plus brillants d'une association clairsemée de protostars, toujours encastrés dans des enveloppes circumstellaires, mais dans une région du noyau nuageux du nuage moléculaire, désormais largement «sans souffle» du gaz et la poussière. La luminosité intrinsèque de ces étoiles naissantes est impressionnante: 100 000, 1 000 et 1 000 fois celle du Soleil pour IRS 9A, IRS 9B et IRS 9C, respectivement.
Leur luminosité et leurs couleurs infrarouges renseignent sur les propriétés physiques de ces proto-étoiles. Ils sont très jeunes en termes astronomiques, probablement âgés de moins de 100 000 ans. Ils sont déjà assez massifs, cependant, plus de 10 fois plus lourds que le Soleil, et ils continuent de croître - la comparaison avec les modèles théoriques actuellement les plus fiables suggère qu'ils accumulent du matériel de leurs enveloppes au taux relativement élevé pouvant atteindre 1 masse terrestre par jour, c'est-à-dire la masse du Soleil en 1000 ans.
Les observations indiquent que les trois proto-étoiles sont entourées de poussières relativement froides (température autour de 250 - 270 K, ou -20 ° C à 0 ° C). Leurs propres températures sont assez élevées, de l'ordre de 20 000 à 22 000 degrés.
Que nous disent les énormes protostars?
Dieter N? Rnberger est heureux: «Nous avons maintenant des arguments convaincants pour considérer IRS 9A-C comme une sorte de pierres de Rosette pour notre compréhension des premières phases de la formation d'étoiles massives. Je ne connais aucun autre candidat protostellaire de masse élevée qui a été révélé à un stade d'évolution aussi précoce - nous devons être reconnaissants pour les vents stellaires levant les rideaux dans cette région! Les nouvelles observations dans l'infrarouge proche et moyen nous donnent un premier aperçu de cette phase extrêmement intéressante de l'évolution stellaire. »
Les observations montrent que les critères (par exemple, les couleurs infrarouges) déjà établis pour l'identification des étoiles très jeunes (ou proto-) de faible masse sont apparemment également valables pour les étoiles de masse élevée. De plus, avec des valeurs fiables de leur luminosité (luminosité) et de leur température, l'IRS 9A-C peut servir de cas de test cruciaux et exigeants pour les modèles actuellement discutés de formation d'étoiles de grande masse, en particulier des modèles d'accrétion par rapport aux modèles de coagulation.
Les données actuelles sont bien cohérentes avec les modèles d'accrétion et aucun objet de luminosité / masse intermédiaire n'a été trouvé dans le voisinage immédiat de l'IRS 9A-C. Ainsi, pour l'association IRS 9 au moins, le scénario d'accrétion est privilégié par rapport au scénario de collision.
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
